Phebus Echéancier: lancement 2014 Insertion en orbite 2020 Opérations: 2020-2021

I - PHEBUS INSTRUMENT OVERVIEW (1/2) The BepiColombo mission The ESA BepiColombo cornerstone mission is dedicated to the study of Mercury. The mission consists of two spacecrafts: Mercury Magnetospheric Orbiter (MMO) Mercury Planetary Orbiter (MPO) → PHEBUS onboard The launch is foreseen in 2014 Arrival around Mercury in 2020, after 6 years of cruise PHEBUS Double UltraViolet spectrometer to detect emission lines of Mercury exosphere in the bandwidth between 55 to 315 nm + 404 and 422 nm. PHEBUS is the only French PIship instrument onboard BepiColombo mission. PHEBUS is under the complete responsibility (design, manufacturing, integration and validation) of the CNRS Service d’Aéronomie with 3 cooperations : Moscow Space Institute, Tokyo University and Padova University.

Coopération: France/Japon/Russie Responsabilité scientique: LATMOS (E. Quémerais) Fourniture des détecteurs UV/EUV: Université de Tokyo (I. Yoshikawa) Mécanisme de pointage: IKI (O. Korablev)

L’exosphère de Mercure Atmosphère neutre peu dense (≈106 cm-3) : - Ca (103 cm-3), Na (105 cm-3), K (102 cm-3), H (106 cm-3), He (105 cm-3), O (105 cm-3) + ? - non-collisionnelle  l’exobase théorique se trouverait sous la surface. Ionosphère : vent solaire (H+, He2+), neutres ionisés (Na+, Si+, O+, Al+…) Sources : photo-désorption, vent solaire, vaporisation météoritique, dégazage. Pertes : photo-ionisation et pression de radiation solaire.  Plusieurs composantes : thermique (neutres), suprathermique (neutres, ions du vent solaire et ions accélérées localement).  Assymétrie globale jour/nuit, forte variabilités temporelles liées à des inhomogénéités spatiales. REP 23/09/04

Objectifs scientifiques de PHEBUS Atmosphere : Dynamique : structure verticale, transport, variabilité temporelle Mécanismes de formation (interaction gaz/ surface, mécanismes sources) Processus de perte (interaction atmosphère/ ionosphère/ magnetosphère, échappement) Surface/ sous-surface : Composition chimique du régolithe déduite de la mesure des produits de l’érosion de surface. Glace d’eau en région polaire : recherche de produits de sublimation (OH, H, H2, …), mesure directe de la réflectivité en H Ly-alpha. Dégazage, via la recherche des gaz rares (Ar, Xe, …). Minéralogie par cartographie UV en réflectance (option) REP 23/09/04

Objectifs observationnels 1) Cartographie verticale/ géographique/ saisonnière des éléments déjà détectés (H, He, O, Na, K, Ca). 2) Recherche de composés pas encore détectés (Si, Mg, Al, Fe, S, C, N, OH, H2), et cartographie verticale/ géographique/ saisonnière . 3) Recherche des gaz rares autres que He (Ne, Ar, Xe, Kr) et cartographie/ suivi si possible. 4) Recherche d’espèces ioniques (He+, Na+, O+, Mg+, Al+, Ca+, C+, N+, S+, …) et cartographie/ suivi si possible. 5) Mesure de la réflectance à 121,6 nm dans les cratères polaires pour recherche de la glace d’eau. REP 23/09/04

II – INSTRUMENT CONFIGURATION (1/3) Entrance baffle Off axis parabolic mirror Rotating mechanism Entrance slit Holographic gratings EUV detector FUV detector NUV detector II – INSTRUMENT CONFIGURATION (1/3) Several subsystems on a main Structure.

II – INSTRUMENT CONFIGURATION (2/3) Some optical specifications EUV detector 55-155 nm MCP + RAE CsI photocathode Light from Mercury exosphere Zero Order FUV grating 145-315 nm EUV grating 55-155 nm Slit Parabolic mirror Off axis parabolic mirror 170 mm focal length 100° folding angle Ca & K wavelengths selected by the FUV grating 145 – 315 nm MCP + RAE CsTe photocathode FUV detector Zero Order

II – INSTRUMENT CONFIGURATION (3/3) Some optical specifications l (nm) ISRF FW1% FWHM maximum half maximum 1% of maximum Spectral resolution Band Max FWHM (nm) Max FW1% (nm) EUV 0.5 0.9 FUV 0.8 1.5 Field of View is 2° by 0.1° Entrance baffle guard angle is  8.3° Detection mean sensitivity is about 0.1 count.s-1 per Rayleigh

Phebus au LATMOS Responsabilité scientifique/technique Potentiel technique LATMOS impliqué: 1 PM CNRS 2 électroniciens CNRS + CDD 1 thermicien CDD 1 mécanicien CNRS 1 opticien CNRS 1 opticien/tests/intégration CDD 1 AQ CDD ½ Documentation/gestion de projet CDD

Perspectives Orbiteur Lunaire Russe 2015 ? (Luna Glob) Spectro UV EJSM (Phebus source du PDD)

Structure verticale Leblanc and Delcourt, 2002 Potter and Morgan, 1997 REP 23/09/04

Dynamique globale Rôle majeur des processus suivants : Dégazage (thermique, photostimulé, par criblage). Transport sous l’effet de la pression de radiation. Ionisation (suivi par la ré-implantation ou l’échappement). Smyth & Marconi, 1995 REP 23/09/04

Asymétrie jour-nuit Asymétrie de la densité exosphérique, mais aussi du contenu adsorbé dans le régolithe Densité de Na piégé dans la sous- surface de Mercure (log10 de Na/ cm2) quand Mercure est à 0,35 UA du soleil. 13,5 12,5 12 11,5 13 11 Leblanc et Johnson, 2003 REP 23/09/04

Mécanismes de formation Forte variabilité observée des abondances de Na et K : corrélations avec le flux solaire (influence directe et/ou via l’activité magnétosphérique ) Influence possible de la capacité des réservoirs de surface (variable géographiquemen t?) Killen & Ip, 1998 REP 23/09/04

Processus de perte et interactions magnétosphériques Echappement par ionisation et entraînement par le vent solaire. Une partie des ions ne s’échappe pas Leblanc et Delcourt, 2002 REP 23/09/04

Composition chimique du régolithe Espèces réfractaires (Ca, Al, Mg, Fe, Si etc…) relâchées par criblage Espèces volatiles (Na, K, S, OH, …) relâchées par photo-désorption Proportions non stœchiométriques : prise en compte nécessaire des processus de formation pour remonter à la composition du régolithe. REP 23/09/04 Morgan & Killen, 1997

Glace d’eau en régions polaires Côté nuit, la surface est illuminée par le Ly- alpha interplanétaire -1216 Å- (300-1000 Rayleigh). Le signal réfléchi est de l’ordre de 15-50 Rayleighs. En présence de nappes de glace en surface, absorption du Ly-alpha, d’où contraste de réflectivité (quelques dizaines de Rayleigh). Recherche de régions sombres sur la face nuit, et notamment au fond des cratères jamais illuminés des régions polaires. REP 23/09/04

Dégazage crustal : recherche de l’argon et des gaz rares Cas de la lune Killen & Ip (1999) REP 23/09/04

Minéralogie : signatures de Fe-O Caractéristiques générales : faible réflectance au dessous de 200-250 nm (bande de valence-conduction) ; dans le proche UV : transitions de transfert de charge. Signatures minéralogiques : pentes et formes des spectres entre 200 nm et 500 nm, présence de FeO (à 250-260 nm), signatures fines des minéraux (entre 100 and 140 nm). 100 nm 200 nm 500 nm Spectres de poudres de feldspaths (gauche) et de pyroxènes (droites) (Wagner et al, 1987). REP 23/09/04